Classificazione stellare
Le stelle sono in genere classificate secondo la loro temperatura superficiale, che può essere stimata mediante la Legge di Wien. Questa permette di calcolare la temperatura della stella a partire dalla sua emissione luminosa. La spettroscopia permette di classificare le stelle a seconda delle linee di assorbimento che presentano: certe linee di assorbimento possono essere osservate solo in un certo intervallo di temperatura, perché solo in quelle temperature i corrispondenti livelli energetici degli atomi sono popolati.Il primo schema di classificazione spettroscopica, risalente all'Ottocento, si basava solo sulle linee di assorbimento e divideva le stelle in varie classi chiamate con le lettere dell'alfabeto, da A a P. Il sistema moderno ha eliminato molte classi, e ha riordinato quelle rimanenti risalendo dalle linee di assorbimento alla temperatura superficiale effettiva. La temperatura è misurata in kelvin, ma per temperature così alte la scala è in pratica uguale a quella Celsius. Le classi oggi usate sono:
- O: 30.000 - 60.000 K stelle blu -
- B: 10.000 - 30.000 K stelle blu-bianche
- A: 7.500 - 10.000 K stelle bianche
- F: 6.000 - 7.500 K stelle giallo-bianche
- G: 5.000 - 6.000 K stelle gialle (come il nostro Sole)
- K: 3.500 - 5.000 K stelle gialle-arancio
- M: < 3.500 K stelle rosse
In lingua inglese è stata coniata una frase per ricordarsi facilmente questa scala: "Oh Be A Fine Girl, Kiss Me" (Oh, sii una ragazza gentile, baciami). Questo schema fu definito nel Novecento, da Annie Cannon e lo Harvard College Observatory. Il diagramma H-R collega la classificazione stellare con con la magnitudine assoluta, la luminosità e la temperatura superficiale.
La ragione per questo strana disposizione delle lettere è storica. Quando si iniziò a registrare gli spettri delle stelle, si notò che queste presentavano linee spettrali dell'idrogeno molto diverse tra loro, e quindi si definì una classificazione basata sulle linee dell'idrogeno (la serie di Balmer) da A (la più forte) fino a Q (la più debole). Vennero quindi usate le linee di altri atomi, neutri o inonizzati (linee del calcio H&K, linee del sodio D, ecc.). Si trovò in seguito che alcune di queste classi erano dei duplicati, e vennero quindi rimosse. Solo dopo molto tempo si scoprì che l'intensità delle linee dell'idrogeno erano legate alla temperatura superficiale della stella. Questo lavoro fu svolto principalmente dalle "ragazze" dell'Harvard College Observatory, Annie J. Cannon e Antonia Maury, basandosi sul lavoro di Williamina Fleming. Queste classi sono ulteriormente suddivise usando i numeri arabi da 0 a 9. A0 indica le stelle più calde di classe A, e A9 quelle più fredde.
Più recentemente, la classificazione è stata estesa a O B A F G K M L T, dove L e T sono stelle estremamente fredde, o addirittura nane brune.
Le stelle di classe O sono molto calde ed luminosissime, mostrando un colore decisamente blu. Naos (nella costellazione Puppis) brilla con una luce pari a un milione di volte quella del Sole. Queste stelle hanno forti linee dell'elio neutro e inonizzato, e solo deboli linee dell'idrogeno. La maggior parte della luce da loro emessa è composta da raggi ultravioletti.
Le stelle di classe B sono anch'esse molto luminose, anche se non come le precedenti. Rigel (nella costellazione di Orione) è una supergigante di tipo B. I loro spettri mostrano linee dell'elio neutro e dell'idrogeno. Le stelle O e B sono molto potenti, ma di vita breve. Non hanno letteralmente il tempo di allontanarsi molto dal loro luogo di nascita, e tendono perciò a presentarsi in ammassi chiamati associazioni OB, che sono spesso associate con le nubi molecolari giganti. La costellazione di Orione, quasi per intero, fa parte dell'associazione Orion OB1, che compone la maggior parte di un braccio di spirale della Via Lattea.
Stelle di tipo A sono la maggioranza di quelle visibili ad occhio nudo. Deneb (nel Cigno) è un'altra stella di luminosità formidabile, mentre Sirio è anch'essa di classe A, ma neanche lontanamente comparabile. Come le altre stelle di classe A, sono entrambe stelle bianche. Molte nane bianche sono anch'esse di classe A. Presentano forti linee dell'idrogeno e anche di metalli ionizzati.
Le stelle F sono più fredde delle A. Un esempio è Fomalhaut nella costellazione del Piscis Austrinus. I loro spettri sono caratterizzati da linee di idrogeno più deboli e alcuni metalli ionizzati. Il loro colore è bianco con una tinta gialla.
Le stelle G sono probabilmente le meglio conosciute, perché il nostro Sole è di questo tipo. Hanno linee di idrogeno ancora più deboli delle F, ma mostrano righe di metalli neutri accando a quelle dei metalli ionizzati. Il tipo G è la sede del "Vuoto evoluzionario giallo": le stelle supergiganti spesso si spostano tra i tipi O o B (blu) e quelli K e M (rosso). Durante questi movimenti, passano solo brevemente per il tipo G perché è uno stadio altamente instabile per una supergigante.
Le stelle K sono leggermente più fredde del Sole, e di colore arancione. Alcune sono stelle giganti e supergiganti (come Antares), mentre altre come Alpha Centauri sono stelle di sequenza principale. Hanno linee dell'idrogeno estremamente deboli.
Le stelle di classe M sono di gran lunga le più numerose. Tutte le nane rosse appartengono a questa classe, e sono comunissime: si calcola che circa il 90% di tutte le stelle siano nane rosse. Nonostante questa abbondanza, nessuna nana rossa è visibile ad occhio nudo nel cielo notturno, perché sono estremamente deboli: Proxima Centauri, la stella più vicina al Sole, è una nana rossa, ed occorre un telescopio di dimensioni rispettabili per osservarla. La classe M ospita anche molte stelle giganti e supergiganti, come Arturo e Betelgeuse, e come le variabili Mira. Lo spettro delle stelle di classe M mostra linee attribuibili a molecole (la temperatura è abbastanza bassa perché gli atomi possano legarsi tra loro), ma l'idrogeno è in genere assente. Una riga spesso molto prominente è quella dell'ossido di titanio.
La recente classe L contiene stelle di colore rosso molto scuro, che brillano principalmente nell'infrarosso. I loro gas sono abbastanza freddi da permettere a idruri metallici e vari metalli di mostrarsi nello spettro.
Alla fine della scala si trova la T. In questa classe si trovano sia stelle appena abbastanza grandi, sia alcuni oggetti substellari, le cosiddette nane brune. Sono oggetti praticamente neri, che emettono poca o nessuna luce visibile ma molta radiazione infrarossa. La loro temperatura superficiale è di appena 1000 kelvin (700°C), contro i 50.000 gradi da cui partono le stelle O, all'inizio della scala. Nelle stelle di tipo T possono formarsi molecole complesse, come mostrano le spesso forti linee del metano nei loro spettri.
Lungo tutta la scala da O a M, le stelle dei vari tipi sono sempre più numerose, ed esistono svariate migliaia di nane M per ogni stella O. Non è chiaro se questo andamento continui anche nei tipi T e L, che dovrebbero essere quindi ancora più numerosi delle M. Recenti ricerche suggeriscono che sia così, per via della competizione tra le protostelle in via di formazione: la prima a formarsi si approprierà di quasi tutto il gas disponibile, e le sue vicine dovranno accontentarsi di dimensioni molto più modeste. Poiché, inoltre, la vita di una stella si allunga al diminuire della sua massa, le stelle più piccole aumentano continuamente di numero (nessuna stella sotto le 0,8 masse solari è morta nella vita della galassia).
Sono occasionalmente usati i tipi R, N e S. Le stelle R e N sono stelle giganti al carbonio, che scorrono parallele alla normale classificazione a partire circa dalla metà del G fino alla fine dell'M. Queste stelle sono state recentemente riposizionate in una classificazione unica del carbonio, C, con la vecchia N0 che parte all'incirca da C6. Le stelle S mostrano linee dello ZrO invece del TiO, e si trovano a metà tra le stelle M e quelle al carbonio. Le stelle S hanno abbondanze relative quasi uguali di carbonio e ossigeno, entrambi presenti sottoforma di molecole di CO (ossido di carbonio). Per stelle così fredde da permettere al CO di formarsi, questa molecola tende ad inglobare tutto l'elemento meno abbondante, risultando così in un "ossigeno in eccesso" nella normale sequenza principale, in "carbonio in eccesso" nella sequenza C, e in niente nella sequenza S.
In realtà la relazione tra queste stelle e la sequenza principale tradizionale suggerisce un ampio intervallo di variabilità dell'abbondanza del carbonio, che se ulteriormente indagato potrebbe aggiungere un'altra dimensione al sistema di classificazione stellare.
La classificazione spettrale di Yerkes, chiamata anche il sistema MKK, è un sistema di classificazione spettrale introdotto nel 1943 da William W. Morgen, Phillip C. Keenan e Edith Kellman dello Yerkes Observatory.
Questa classificazione si basa su linee spettrali sensibili alla gravità superficiale della stella, la quale è in genere legata direttamente alla sua luminosità , invece che alla temperatura come la tradizionale classificazione di Harvard: infatti, poiché il raggio di una stella gigante è molto più elevato di quello di una stella nana, mentre invece le loro masse possono essere all'incirca comparabili, la gravità e quindi la densità e la pressione dei gas superficiali sono molto inferiori per la stella gigante.
Tutte queste differenze si manifestano come effetti di luminosità , che influenzano sia la larghezza che l'intensità dell elinee spettrali.
Questa classificazione distingue sette tipi diversi di stelle:
(I-II) ~100.000 - (ins.)
(III) ~2.000.000.000 - (0.5%)
Sequenza principale (IV-V)
Classificazione spettrale di Yerkes
Numero di stelle nella Via Lattea
Nane bianche e sottonane
(VI-VII) ~35.000.000.000 - (8.75%)
Per un totale di ~400.000.000.000 di stelle stimate.
Fonte : http://www.physics.gmu.edu/classinfo/astr103/CourseNotes/glx_mway.htm
